400年以上にわたり、プロとアマチュアの両方の天文学者は、80から1,000日間持続する脈動で有名で、見かけの明るさを10倍に変化させることで有名な変種の赤い巨人のクラスであるミラ星の観測に特別な関心を寄せてきました。サイクル中に以上。
パリ天文台/ LESIA（フランス、ムドン）のガイペリンと国立光学天文台（米国、アリゾナ州、ツーソン）のスティーブンリッジウェイが率いる国際天文学者チームは、干渉技術を使用して5つのミラ星の近接環境を観察しました。そして、星が水蒸気のほぼ透明な殻、そしておそらく一酸化炭素と他の分子に囲まれていることを発見して驚いた。この殻は、見かけ上大きな見かけの大きさを星に与えます。いくつかの望遠鏡の組み合わせた光を使用してこの層を貫通することにより、チームはミラ星がおそらく以前信じられていたものの半分の大きさしかないことを発見した。
この発見は、ミラ星のサイズの観測と、それらの組成と脈動を記述するモデルとの間のつまらない矛盾を解決しますが、それらは現在、一般的に互いに一致していると見ることができますか？リッジウェイは説明します。改訂された画像は、ミラ星は非常に明るく、漸近的な巨大枝の比較的正常な星であるが、それらは大きな変動性を駆動する共鳴脈動を持っているということです。
ミラ星は、太陽とサイズが似ており、太陽を含むすべての1太陽の質量星が経験するのと同じ進化の経路の後期段階にあるため、特に興味深いものです。したがって、これらの星は、50億年後の太陽の運命を示しています。そのような星が周囲の殻を含めて太陽系の太陽の位置にある場合、その蒸気殻は火星の軌道を越えて広がります。
それらは直径が非常に大きい（最大で数百の太陽半径）ものの、赤い巨大な星は人間の肉眼では地球の点に似ており、最大の望遠鏡でさえそれらの表面を区別できません。この課題は、天体干渉法と呼ばれる技術を使用して別々の望遠鏡からの信号を組み合わせることで克服できます。これにより、ミラ星の近くの非常に小さな細部を研究できます。最終的には、観測された星の画像を再構成できます。
ミラ星は、そのような最初の既知のオブジェクトであるミラ（またはオミクロンセティ）にちなんで名付けられました。それらの大きな変動性についての1つの考えられる説明は、ダストや分子を含む大量の物質が各サイクルの間に生成されるということです。この材料は、膨張によって材料が希釈されるまで、発信する恒星放射の多くを遮断します。したがって、ミラ星の近くの環境は非常に複雑であり、中心のオブジェクトの特性を観察することは困難です。
これらの星の近くの環境を研究するために、ペリンとリッジウェイが率いるチームは、アリゾナのスミソニアン天体物理天文台の赤外線光学望遠鏡アレイ（IOTA）で観測を行いました。 IOTAはマイケルソン星型干渉計で、2本のアームがL字型アレイを形成しています。各アームの異なるステーションに配置できる3つのコレクターで動作します。本研究では、10から38メートルの範囲の異なる望遠鏡の間隔を使用して、いくつかの波長で観測が行われました。
これらの観測から、チームは各星の表面全体の恒星の明るさの変化を再構築することができました。約10ミリ秒までの詳細を検出できます。比較すると、月の距離では、これは20メートルまでのサイズのフィーチャを表示することに対応します。
観測は、水蒸気と一酸化炭素の研究に特に重要な近赤外波長で行われました。これらの分子が果たす役割は、数年前にチームによって疑われ、独立して赤外線宇宙観測所による観測によって確認されました。 IOTAを使用した新しい観測では、ミラ星が水蒸気の分子層に囲まれ、少なくとも一部の例では一酸化炭素に囲まれていることが明確に示されています。この層の温度は約2,000 Kであり、恒星の光球の上空の約1恒星の半径、またはサンプルで観測されたミラ星の観測された直径の約50％まで広がっています。
以前のミラ星の干渉研究は、分子層の存在によってバイアスされた星の直径の見積もりを導き、したがって、はるかに過大評価されていました。この新しい結果は、ミラ星が以前考えられていたものの約半分の大きさであることを示しています。
チームによって提示された新しい観測は、観測と理論の間のギャップを埋めるモデルのフレームワークで解釈されます。星の表面と分子層の間の空間には、大気のようなガスが含まれている可能性が高いですが、観測された波長では比較的透明です。可視光では分子層はやや不透明で表面であるかのような印象を与えますが、赤外では薄く、星が透けて見えます。
このモデルは、可視から中赤外までの広範囲のスペクトル波長にわたるミラ星の構造を説明し、それらの脈動の理論的特性と一致する初めてのものです。しかし、恒星表面のはるか上にある分子の層の存在は、まだいくぶん神秘的です。層が高すぎて密度が高く、純粋に大気圧で支えられない。星の脈動が分子層の生成に役割を果たすと思われますが、そのメカニズムはまだ解明されていません。
ミラ星は太陽のような星の後期進化段階を表しているので、それらの内部および周囲で発生するプロセスを、太陽の予兆として遠い将来に予測される運命としてよりよく説明することは非常に興味深いでしょう。ミラ星は、大量のガスとダストを宇宙に放出します。通常、地球の質量の3分の1は1年あたりで、銀河内の分子の75％以上を提供します。私たちが作られている炭素、窒素、酸素、その他の元素は、主にそのような星の内部で生成され（重い元素は超新星から来る）、この質量損失によって宇宙に戻され、新しい星や惑星の一部になります。干渉法の成熟技術はミラ大気の詳細を明らかにし、科学者が分子やダストの生成と放出を観察および理解することを可能にします。
論文？分子の背後にあるミラ星の発表：狭帯域近赤外干渉法による分子層モデルの確認？ Perrinらによる、ジャーナルAstronomy＆Astrophysicsの次号に掲載されます。
元のソース：NOAOニュースリリース
